RR Caeli
RR Caeli é uma estrela binária na constelação de Caelum. Com base em medições de paralaxe, está localizada a aproximadamente 69,2 anos-luz (21,2 parsecs) da Terra.[5] Foi primeiramente detectada como uma estrela com alto movimento próprio por Willem Jacob Luyten em 1955, recebendo a designação LFT 349.[7] Formada por uma anã branca e uma anã vermelha em uma órbita curta com um período de 7,289 horas, foi descoberta como uma binária eclipsante em 1984.[8] Possui normalmente uma magnitude aparente visual de 14,4, diminuindo seu brilho em 90% por um intervalo de 10 minutos durante o eclipse total da anã branca pela anã vermelha.
| RR Caeli | |
|---|---|
| Dados observacionais (J2000) | |
| Constelação | Caelum |
| Asc. reta | 04h 21m 05,56s[1] |
| Declinação | -48° 39′ 07,02″[1] |
| Magnitude aparente | 14,40[1] |
| Características | |
| Tipo espectral | DA7.8 + M4V[1][2] |
| Cor (U-B) | -0,42[1] |
| Cor (B-V) | 0,52[1] |
| Variabilidade | binária eclipsante (Algol)[3] |
| Astrometria | |
| Velocidade radial | 77,9 ± 0,4 km/s[4] |
| Mov. próprio (AR) | 30,02 mas/a[5] |
| Mov. próprio (DEC) | -533,78 mas/a[5] |
| Paralaxe | 47,1596 ± 0,0243 mas[5] |
| Distância | 69,160 ± 0,036 anos-luz 21,1937 ± 0,0109 pc |
| Detalhes | |
| Anã branca | |
| Massa | 0,448 ± 0,002[6] M☉ |
| Raio | 0,01568 ± 0,00009[6] R☉ |
| Gravidade superficial | log g = 7,61–7,78 7,8 ± 0,1 cgs[4] |
| Temperatura | 7540 ± 175[2] 7260 ± 250[4] K |
| Idade | (como anã branca) 870 milhões[2] de anos |
| Anã vermelha | |
| Massa | 0,183 ± 0,012[2] M☉ |
| Raio | 0,188–0,230[2] R☉ |
| Gravidade superficial | log g = 5,00–5,13 cgs[2] |
| Temperatura | 3100 ± 100 K |
| Outras denominações | |
| RR Caelum, GJ 2034, LFT 349, LTT 1951, WD 0419-487.[1] | |
  | |
Propriedades
editarO sistema RR Caeli é formado por uma anã branca e uma anã vermelha que orbitam seu centro de massa comum com um período de 7,289 horas. A órbita é circular (excentricidade zero) e está inclinada em aproximadamente 80° em relação ao plano do céu,[4] permitindo a observação de eclipses mútuos entre as estrelas. O eclipse primário, quando a anã branca é totalmente ocultada pela anã vermelha, é bastante profundo, com uma diminuição de 90% no brilho do sistema, e dura cerca de 10 minutos, com tempos de ingresso e egresso de 110 segundos.[2] O eclipse secundário, quando a anã branca transita o disco da anã vermelha, é muito mais fraco mas detectável com um filtro vermelho, em que possui uma diminuição no brilho de 0,4%.[6] A magnitude do sistema também apresenta variações fora do eclipse em fase com o período orbital, possivelmente causadas por luz refletida e por superfícies distorcidas por força de maré.[9]
O espectro do sistema é o de uma binária espectroscópica de linha dupla, em que são visíveis as linhas espectrais de ambos os componentes. A anã branca domina a região azul do espectro, com fortes linhas de absorção de hidrogênio (série de Balmer) características de uma anã branca de tipo espectral DA, enquanto a região vermelha é dominada pela anã vermelha, que tem um tipo espectral estimado de M4. As variações na velocidade radial de ambos os componentes, junto com a curva de luz do eclipse, permitiram o cálculo direto de massas de 0,45 e 0,18 vezes a massa solar e raios de 0,016 e 0,20 vezes o raio solar para a anã branca e anã vermelha respectivamente,[2][6] e suas temperaturas efetivas, medidas espectroscopicamente, são de cerca de 7 500 e 3 100 K.[2] A velocidade radial da anã branca apresenta um desvio para o vermelho gravitacional de cerca de 20 km/s, causado pela sua alta gravidade superficial.[4]
A anã vermelha possui rotação sincronizada, o que significa que seu período de rotação é igual ao período orbital, com a mesma face estando sempre virada para a anã branca. É uma estrela altamente ativa, apresentando altos níveis de emissão cromosférica e atividade magnética, e de emissão coronal de raios X. A reconstrução de sua superfície revelou uma grande mancha estelar na região polar, produzida por atividade magnética.[4]
O sistema inicialmente foi formado como um par de estrelas da sequência principal com separação muito maior. Quando a estrela primária, mais massiva, evoluiu para uma gigante vermelha, sua expansão fez com que as camadas externas engolissem a secundária (menos massiva e menos evoluída), formando uma fase de envelope comum. A estrela secundária então transferiu matéria para o envelope comum, perdendo momento angular e ocasionando a aproximação entre as estrelas. Ao fim da fase de gigante vermelha, todo o envelope externo da estrela foi perdido, restando o núcleo denso como uma anã branca.[9] Estima-se que a perda do envelope aconteceu há 870 milhões de anos, que é a idade de esfriamento da anã branca.[2]
As duas estrelas do sistema estão separadas por 1,63 raios solares, estando separadas o bastante para que não haja transferência de matéria significativa entre elas. Mesmo assim, existe acreção do vento estelar da anã vermelha por parte da anã branca, o que é evidenciado por fortes linhas de absorção de metais no espectro da anã branca e por uma alta taxa de emissão de raios X de alta energia pelo sistema. Essa taxa de acreção é estimada em 7 ± 2 ×10−16 massas solares por ano.[4] Devido à perda de momento angular por interações magnéticas, a órbita do sistema está decaindo. No futuro, em cerca de 9 a 20 bilhões de anos, o período orbital do sistema diminuirá para cerca de 2 horas, e a anã vermelha preencherá todo seu lóbulo de Roche e começará a transferir matéria para a anã branca, formando uma binária cataclísmica.[2]
Sistema planetário
editarPor causa do baixo tamanho das anãs brancas, o momento dos eclipses para sistemas binários como RR Caeli pode ser determinado com alta precisão. Um diagrama da diferença entre o tempo de eclipse observado e o calculado (diagrama O-C) pode revelar possíveis variações em relação ao modelo de período orbital constante.[10] Tais variações foram primeiramente constatadas em um estudo de 2007, mas com um baixo grau de confiança,[2] e então em um estudo de 2010, sendo variações na atividade magnética da anã vermelha a causa considerada mais provável.[11]
Um estudo de 2012 mostrou que o diagrama O-C de RR Caeli apresenta uma variação cíclica com um período de 11,9 anos e amplitude de 14,3 segundos, que provavelmente é causada pelo movimento orbital da binária eclipsante em relação a um terceiro corpo no sistema. Esse objeto provavelmente é um planeta gigante gasoso com uma massa mínima de 4 vezes a massa de Júpiter, orbitando o par de estrelas com um período orbital de 11,9 anos a uma distância de cerca de 5 UA, sendo um planeta circumbinário.[10]
Além das variações no tempo de eclipse causadas por esse planeta, uma segunda variação no diagrama O-C foi encontrada, uma parábola correspondendo a um aumento no período orbital do sistema de 1,3×10−4 segundos por ano. Essa variação é oposta à esperada por perda de momento angular por interação magnética entre as estrelas, que deveria diminuir o período, então provavelmente é causada por um segundo planeta orbitando as estrelas, mais afastado. Mais observações são necessárias para detectar a natureza periódica dessa variação e confirmar a existência do segundo planeta.[10]
| Planeta | Massa |
Semieixo maior (UA) |
Período orbital (anos) |
Excentricidade |
|---|---|---|---|---|
| b | >4,2 ± 0,4 MJ |
5,3 ± 0,6 |
11,9 ± 0,1 |
0 |
Ver também
editarReferências
- ↑ a b c d e f g «V* RR Cae -- White Dwarf». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 28 de fevereiro de 2018
- ↑ a b c d e f g h i j k l Maxted, P. F. L.; O'Donoghue, D.; Morales-Rueda, L.; Napiwotzki, R.; Smalley, B. (abril de 2007). «The mass and radius of the M-dwarf in the short-period eclipsing binary RR Caeli». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 376 (2): 919-928. Bibcode:2007MNRAS.376..919M. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.11564.x
- ↑ Samus, N. N.; Durlevich, O. V.; et al. (janeiro de 2009). «VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013)». VizieR On-line Data Catalog: B/gcvs. Bibcode:2009yCat....102025S
- ↑ a b c d e f g Ribeiro, T.; et al. (agosto de 2013). «Accretion and activity on the post-common-envelope binary RR Caeli». Astronomy & Astrophysics. 556: A34, 13. Bibcode:2013A&A...556A..34R. doi:10.1051/0004-6361/201220340
- ↑ a b c d Gaia Collaboration; Brown, A. G. A.; Vallenari, A.; Prusti, T.; de Bruijne, J. H. J.; et al. (2018). «Gaia Data Release 2. Summary of the contents and survey properties». Astronomy & Astrophysics. 616: A1, 22 pp. Bibcode:2018A&A...616A...1G. arXiv:1804.09365
. doi:10.1051/0004-6361/201833051 Catálogo Vizier
- ↑ a b c d Parsons, S. G.; et al. (outubro de 2017). «Testing the white dwarf mass-radius relationship with eclipsing binaries». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 470 (4): 4473-4492. Bibcode:2017MNRAS.470.4473P. doi:10.1093/mnras/stx1522
- ↑ Luyten, W. J. (1955). «Luyten's Five Tenths». Bibcode:1955LFT...C......0L
- ↑ Krzeminski, W. (novembro de 1984). «Lft 349». IAUC 4014. 4014. Bibcode:1984IAUC.4014....4K
- ↑ a b Bruch, Albert; Diaz, Marcos P. (agosto de 1998). «The Eclipsing Precataclysmic Binary RR Caeli». The Astronomical Journal. 116 (2): 908-916. Bibcode:1998AJ....116..908B. doi:10.1086/300471
- ↑ a b c d Qian, S.-B.; et al. (maio de 2012). «A circumbinary planet in orbit around the short-period white dwarf eclipsing binary RR Cae». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. 422 (1): L24-L27. Bibcode:2012MNRAS.422L..24Q. doi:10.1111/j.1745-3933.2012.01228.x
- ↑ Parsons, S. G.; et al. (outubro de 2010). «Orbital period variations in eclipsing post-common-envelope binaries». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 407 (4): 2362-2382. Bibcode:2010MNRAS.407.2362P. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17063.x
Ligações externas
editar- RR Caeli The Extrasolar Planets Encyclopaedia